Big Bang - Big Bang

Cronologia expansiunii metrice a spațiului , unde spațiul, inclusiv porțiuni ipotetice neobservabile ale universului, este reprezentat de fiecare dată prin secțiuni circulare. În stânga, expansiunea dramatică are loc în epoca inflaționistă ; iar în centru, expansiunea se accelerează (conceptul artistului; nu la scară).

Big Bang Teoria este predominantă modelul cosmologic explică existența universului observabil din cele mai timpurii perioade cunoscute prin evoluția sa ulterioară pe scară largă. Modelul descrie modul în care universul sa extins de la o stare inițială de înaltă densitate și temperatură , și oferă o explicație cuprinzătoare pentru o gamă largă de fenomene observate, inclusiv abundența de elemente luminoase , cosmice de fond (CMB) radiații , și pe scară largă structura .

În mod crucial, teoria este compatibilă cu legea Hubble – Lemaître - observația că cu cât este mai îndepărtată o galaxie , cu atât se îndepărtează mai repede de Pământ. Extrapolând această expansiune cosmică înapoi în timp folosind legile cunoscute ale fizicii , teoria descrie un cosmos din ce în ce mai concentrat precedat de o singularitate în care spațiul și timpul își pierd sensul (denumit de obicei „singularitatea Big Bang”). Măsurătorile detaliate ale ratei de expansiune a universului plasează singularitatea Big Bang în urmă cu aproximativ 13,8 miliarde de ani, care este astfel considerată vârsta universului .

După expansiunea sa inițială, un eveniment care în sine este numit adesea „Big Bang”, universul s-a răcit suficient pentru a permite formarea particulelor subatomice și a atomilor mai târziu . Norii uriași ai acestor elemente primordiale - în mare parte hidrogen , cu puțin heliu și litiu - s-au coalizat mai târziu prin gravitație , formând stele și galaxii timpurii , ale căror descendenți sunt vizibili astăzi. Pe lângă aceste materiale de construcție primordiale, astronomii observă efectele gravitaționale ale unei materii întunecate necunoscute din jurul galaxiilor. Cea mai mare parte a potențialului gravitațional din univers pare să fie în această formă, iar teoria Big Bang și diferite observații indică faptul că acest potențial gravitațional în exces nu este creat de materia baryonică , cum ar fi atomii normali. Măsurătorile deplasărilor spre roșu ale supernovei indică faptul că expansiunea universului se accelerează , o observație atribuită existenței energiei întunecate .

Georges Lemaître a remarcat pentru prima dată în 1927 că un univers în expansiune ar putea fi urmărit înapoi în timp până la un punct unic originar, pe care el l-a numit „atomul primordial”. Edwin Hubble a confirmat prin analiza deplasărilor galactice spre roșu în 1929 că galaxiile se îndepărtează într-adevăr; aceasta este o dovadă observațională importantă pentru un univers în expansiune. Timp de câteva decenii, comunitatea științifică a fost împărțită între susținătorii Big Bang-ului și modelul rival al stării de echilibru, care au oferit ambele explicații pentru expansiunea observată, dar modelul stării de echilibru a stipulat un univers etern în contrast cu epoca finită a Big Bang-ului. În 1964, CMB a fost descoperit, ceea ce a convins mulți cosmologi că teoria stării de echilibru a fost falsificată , deoarece, spre deosebire de teoria stării de echilibru , Big Bang-ul fierbinte a prezis o radiație de fundal uniformă în tot universul cauzată de temperaturile și densitățile ridicate din trecutul îndepărtat. O gamă largă de dovezi empirice favorizează puternic Big Bang-ul, care este acum în esență universal acceptat.

Caracteristicile modelului

Teoria Big Bang oferă o explicație cuprinzătoare pentru o gamă largă de fenomene observate, inclusiv abundența elementelor ușoare , CMB , structura pe scară largă și legea lui Hubble . Teoria depinde de două ipoteze majore: universalitatea legilor fizice și principiul cosmologic . Universalitatea legilor fizice este unul dintre principiile care stau la baza teoriei relativității . Principiul cosmologic afirmă că la scări mari universul este omogen și izotrop - aparând la fel în toate direcțiile, indiferent de locație.

Aceste idei au fost inițial luate ca postulate, dar ulterior s-au făcut eforturi pentru a le testa pe fiecare. De exemplu, prima ipoteză a fost testată prin observații care arată că cea mai mare abatere posibilă a constantei structurii fine pe o mare parte a vârstei universului este de ordinul 10 ^-5 . De asemenea, relativitatea generală a trecut teste stricte pe scara sistemului solar și a stelelor binare .

Universul pe scară largă pare izotrop ca fiind văzut de pe Pământ. Dacă este într-adevăr izotrop, principiul cosmologic poate fi derivat din principiul copernican mai simplu , care afirmă că nu există un observator preferat (sau special) sau un punct de vedere. În acest scop, principiul cosmologic a fost confirmat la un nivel de 10 ^-5 prin observații ale temperaturii CMB. La scara orizontului CMB, universul a fost măsurat pentru a fi omogen, cu o limită superioară de ordinul a 10% de omogenitate , începând cu 1995.

Extinderea spațiului

Extinderea Universului a fost dedusă din observațiile astronomice de la începutul secolului al XX-lea și este un ingredient esențial al teoriei Big Bang. Matematic, relativitatea generală descrie spațiu-timp printr-o metrică , care determină distanțele care separă punctele din apropiere. Punctele, care pot fi galaxii, stele sau alte obiecte, sunt specificate folosind o diagramă de coordonate sau o „rețea” care este așezată pe tot spațiul-timp. Principiul cosmologic implică faptul că metrica ar trebui să fie omogenă și izotropă la scări mari, ceea ce diferențiază în mod unic metrica Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW) . Această valoare conține un factor de scară , care descrie modul în care dimensiunea universului se schimbă cu timpul. Acest lucru permite o alegere convenabilă a unui sistem de coordonate , numit coordonate comoving . În acest sistem de coordonate, grila se extinde împreună cu universul, iar obiectele care se mișcă doar din cauza expansiunii universului , rămân în puncte fixe pe grilă. În timp ce distanța lor de coordonate (distanța de deplasare ) rămâne constantă, distanța fizică dintre două astfel de puncte de mișcare se extinde proporțional cu factorul de scară al universului.

Big Bang-ul nu este o explozie de materie care se deplasează spre exterior pentru a umple un univers gol. În schimb, spațiul în sine se extinde cu timpul peste tot și crește distanțele fizice dintre punctele în mișcare. Cu alte cuvinte, Big Bang-ul nu este o explozie în spațiu , ci mai degrabă o expansiune a spațiului . Deoarece metrica FLRW presupune o distribuție uniformă a masei și a energiei, ea se aplică universului nostru doar la scări mari - concentrațiile locale de materie, cum ar fi galaxia noastră, nu se extind neapărat cu aceeași viteză ca întregul Univers.

Orizonturi

O caracteristică importantă a spațiului-timp Big Bang este prezența orizonturilor de particule . Deoarece universul are o epocă finită, iar lumina călătorește cu o viteză finită, pot exista evenimente în trecut a căror lumină nu a avut încă timp să ajungă la noi. Aceasta plasează o limită sau un orizont trecut asupra celor mai îndepărtate obiecte care pot fi observate. Dimpotrivă, deoarece spațiul se extinde și obiectele mai îndepărtate se retrag din ce în ce mai repede, lumina emisă de noi astăzi s-ar putea să nu „prindă” niciodată obiectele foarte îndepărtate. Aceasta definește un orizont viitor , care limitează evenimentele din viitor pe care le vom putea influența. Prezența oricărui tip de orizont depinde de detaliile modelului FLRW care descrie universul nostru.

Înțelegerea universului din timpuri foarte timpurii sugerează că există un orizont trecut, deși, în practică, viziunea noastră este limitată și de opacitatea universului în primele timpuri. Deci, viziunea noastră nu se poate extinde mai mult înapoi în timp, deși orizontul se retrage în spațiu. Dacă expansiunea universului continuă să accelereze, există și un orizont viitor.

Termalizare

Unele procese din universul timpuriu au avut loc prea încet, în comparație cu rata de expansiune a universului, pentru a atinge echilibrul termodinamic aproximativ . Alții au fost suficient de rapizi pentru a ajunge la termalizare . Parametrul utilizat de obicei pentru a afla dacă un proces din universul foarte timpuriu a atins echilibrul termic este raportul dintre rata procesului (de obicei rata de coliziuni între particule) și parametrul Hubble . Cu cât raportul este mai mare, cu atât particulele au avut timp să se termizeze înainte de a fi prea departe unul de celălalt.

Cronologie

	O cronologie grafică este disponibilă la Cronologia grafică a Big Bang-ului

Conform teoriei Big Bang, universul de la început era foarte fierbinte și foarte compact și, de atunci, s-a extins și s-a răcit.

Singularitate

Extrapolarea expansiunii universului înapoi în timp folosind relativitatea generală produce o densitate infinită și o temperatură într-un moment finit din trecut. Acest comportament neregulat, cunoscut sub numele de singularitate gravitațională , indică faptul că relativitatea generală nu este o descriere adecvată a legilor fizicii din acest regim. Modelele bazate numai pe relativitatea generală nu pot extrapola spre singularitate - înainte de sfârșitul așa-numitei epoci Planck .

Această singularitate primordială este ea însăși numită uneori „Big Bang”, dar termenul se poate referi, de asemenea, la o fază mai generică fierbinte și densă a universului. În ambele cazuri, „Big Bang-ul” ca eveniment este, de asemenea, denumit în mod colocvial „nașterea” universului nostru, deoarece reprezintă punctul din istorie în care universul poate fi verificat că a intrat într-un regim în care legile fizicii le înțelegem (în special relativitatea generală și modelul standard al fizicii particulelor ). Bazat pe măsurători ale expansiunii folosind supernove de tip Ia și măsurători ale fluctuațiilor de temperatură în fundalul cosmic cu microunde, timpul care a trecut de la acel eveniment - cunoscut sub numele de „ epoca universului ” - este de 13,8 miliarde de ani.

În ciuda faptului că este extrem de dens în acest moment - mult mai dens decât este de obicei necesar pentru a forma o gaură neagră - universul nu s-a prăbușit din nou într-o singularitate. Calculele și limitele utilizate în mod obișnuit pentru explicarea prăbușirii gravitaționale se bazează de obicei pe obiecte de dimensiuni relativ constante, cum ar fi stelele, și nu se aplică spațiului care se extinde rapid, cum ar fi Big Bang. Deoarece universul timpuriu nu s-a prăbușit imediat într-o multitudine de găuri negre, materia la acel moment trebuie să fi fost distribuită foarte uniform, cu un gradient de densitate neglijabil .

Inflația și bariogeneza

Cele mai vechi faze ale Big Bang-ului sunt supuse multor speculații, deoarece datele astronomice despre acestea nu sunt disponibile. În cele mai comune modele, universul a fost umplut omogen și izotrop cu o densitate energetică foarte mare, cu temperaturi și presiuni uriașe și s-a extins și răcit foarte rapid. Perioada de la 0 la 10 ⁻⁴³ secunde de la expansiune, epoca Planck , a fost o fază în care cele patru forțe fundamentale - forța electromagnetică , forța nucleară puternică , forța nucleară slabă și forța gravitațională au fost unificate ca una singură. . În această etapă, lungimea caracteristică a scării universului a fost lungimea Planck ,1,6 × 10 ⁻³⁵ m și, în consecință, avea o temperatură de aproximativ 10 ³² grade Celsius. Chiar și conceptul de particulă se descompune în aceste condiții. O înțelegere adecvată a acestei perioade așteaptă dezvoltarea unei teorii a gravitației cuantice . Epocii Planck a fost urmată de epoca marii unificări începând cu 10 ⁻⁴³ secunde, unde gravitația s-a separat de celelalte forțe pe măsură ce temperatura universului scădea.

La aproximativ ^{10-37 de} secunde după expansiune, o tranziție de fază a provocat o inflație cosmică , în timpul căreia universul a crescut exponențial , fără restricții de invarianța vitezei luminii , iar temperaturile au scăzut cu un factor de 100.000. Fluctuațiile cuantice microscopice care au avut loc din cauza principiului incertitudinii lui Heisenberg au fost amplificate în semințe care ar forma ulterior structura pe scară largă a universului. La un timp de aproximativ 10 ⁻³⁶ secunde, epoca electrolabă începe atunci când forța nucleară puternică se separă de celelalte forțe, rămânând unificate doar forța electromagnetică și forța nucleară slabă.

Inflația s-a oprit în jurul valorii de 10 ⁻³³ până la 10 ⁻³² secunde, volumul universului crescând cu un factor de cel puțin 10 ⁷⁸ . Reîncălzirea a avut loc până când universul a obținut temperaturile necesare pentru producerea unei quark-gluon plasma , precum și a tuturor celorlalte particule elementare . Temperaturile au fost atât de ridicate încât mișcările aleatorii ale particulelor au fost la viteze relativiste , iar perechile particule-antiparticule de tot felul au fost create și distruse continuu în coliziuni. La un moment dat, o reacție necunoscută numită barogeneză a încălcat conservarea numărului de barioni , ducând la un exces foarte mic de quark și leptoni față de antiquark și antileptoni - de ordinul unei părți din 30 de milioane. Acest lucru a dus la predominarea materiei asupra antimateriei în universul actual.

Răcire

Vedere panoramică a întregului cer în infraroșu apropiat dezvăluie distribuția galaxiilor dincolo de Calea Lactee . Galaxiile sunt codate în culori prin redshift .

Universul a continuat să scadă în densitate și să scadă în temperatură, prin urmare energia tipică a fiecărei particule scădea. Tranzițiile de fază de rupere a simetriei pun forțele fundamentale ale fizicii și parametrii particulelor elementare în forma lor actuală, forța electromagnetică și forța nucleară slabă separându-se la aproximativ 10 ⁻¹² secunde. După aproximativ 10 ⁻¹¹ secunde, imaginea devine mai puțin speculativă, deoarece energiile particulelor scad la valori care pot fi atinse în acceleratoarele de particule . La aproximativ 10 ⁻⁶ secunde, quarcurile și gluonii s-au combinat pentru a forma barioni, cum ar fi protoni și neutroni . Micul exces de quark față de antiquark a dus la un mic exces de barioni față de antibarioni. Temperatura nu mai era acum suficient de ridicată pentru a crea noi perechi proton-antiproton (în mod similar pentru neutroni-antineutroni), așa că a urmat imediat o anihilare în masă, lăsând doar unul din 10 ⁸ din particulele de materie inițiale și niciuna dintre antiparticulele lor . Un proces similar s-a întâmplat la aproximativ 1 secundă pentru electroni și pozitroni. După aceste anihilări, protonii, neutronii și electronii rămași nu se mai mișcau relativist, iar densitatea energetică a universului era dominată de fotoni (cu o contribuție minoră de la neutrini ).

La câteva minute după expansiune, când temperatura era de aproximativ un miliard de kelvin și densitatea materiei din univers era comparabilă cu densitatea actuală a atmosferei Pământului, neutronii combinați cu protoni pentru a forma nucleele deuteriu și heliu ale universului într-un proces numit Big Bang nucleosinteza (BBN). Majoritatea protonilor au rămas necombinați ca nuclei de hidrogen.

Pe măsură ce universul s-a răcit, densitatea energetică restantă a materiei a ajuns să domine gravitațional cea a radiației fotonice . După aproximativ 379.000 de ani, electronii și nucleele s-au combinat în atomi (în mare parte hidrogen ), care au fost capabili să emită radiații. Această radiație relicvă, care a continuat prin spațiu, în mare parte fără obstacole, este cunoscută sub numele de fundal cosmic cu microunde.

Formarea structurii

Imaginea artistului a satelitului WMAP culegând date pentru a ajuta oamenii de știință să înțeleagă Big Bang-ul

Abell 2744 cluster de galaxii - vizualizare Hubble Frontier Fields .

Pe o perioadă lungă de timp, regiunile puțin mai dense ale materiei distribuite uniform au atras gravitațional materia din apropiere și astfel au crescut și mai dens, formând nori de gaze, stele, galaxii și celelalte structuri astronomice observabile astăzi. Detaliile acestui proces depind de cantitatea și tipul de materie din univers. Cele patru tipuri posibile de materie sunt cunoscute sub numele de materie întunecată rece , materie întunecată caldă , materie întunecată fierbinte și materie barionică . Cele mai bune măsurători disponibile, de la Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), arată că datele sunt potrivite de un model Lambda-CDM în care se presupune că materia întunecată este rece (materia întunecată caldă este exclusă prin reionizare timpurie ), și se estimează că reprezintă aproximativ 23% din materia / energia universului, în timp ce materia barionică reprezintă aproximativ 4,6%. Într-un „model extins” care include materie întunecată fierbinte sub formă de neutrini, atunci dacă „densitatea fizică a barionului” este estimată la aproximativ 0,023 (aceasta este diferită de „densitatea barionului” exprimată ca o fracțiune din totalul materiei / energiei densitate, care este de aproximativ 0,046), iar densitatea corespunzătoare a materiei întunecate reci este de aproximativ 0,11, densitatea neutrino corespunzătoare este estimată a fi mai mică de 0,0062. ${\ displaystyle \ Omega _ {\ text {b}} h ^ {2}}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {\ text {b}}}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {\ text {c}} h ^ {2}}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {\ text {v}} h ^ {2}}$

Accelerația cosmică

Liniile independente de dovezi din supernovele de tip Ia și CMB implică faptul că universul de astăzi este dominat de o formă misterioasă de energie cunoscută sub numele de energie întunecată , care aparent pătrunde în tot spațiul. Observațiile sugerează că 73% din densitatea totală a energiei din universul de astăzi este sub această formă. Când universul era foarte tânăr, probabil că era infuzat cu energie întunecată, dar cu mai puțin spațiu și totul mai aproape, gravitația a predominat și a frânat încet expansiunea. Dar, în cele din urmă, după numeroase miliarde de ani de expansiune, scăderea densității materiei în raport cu densitatea energiei întunecate a făcut ca expansiunea universului să înceapă încet să accelereze.

Energia întunecată în cea mai simplă formulare ia forma termenului constant cosmologic în ecuațiile câmpului Einstein ale relativității generale, dar compoziția și mecanismul ei sunt necunoscute și, mai general, detaliile ecuației sale de stare și a relației cu modelul standard al fizicii particulelor continua să fie investigat atât prin observație, cât și teoretic.

Toată această evoluție cosmică după epoca inflaționistă poate fi descrisă și modelată riguros de modelul de cosmologie ΛCDM, care folosește cadrele independente ale mecanicii cuantice și ale relativității generale. Nu există modele ușor de testat care să descrie situația înainte de aproximativ 10 ⁻¹⁵ secunde. Înțelegerea acestei cele mai vechi epoci din istoria universului este în prezent una dintre cele mai mari probleme nerezolvate din fizică .

Istorie

Etimologie

Astronomului englez Fred Hoyle i se atribuie faptul că a inventat termenul „Big Bang” în timpul unei discuții pentru o transmisie emisă de BBC din martie 1949 , spunând: „Aceste teorii s-au bazat pe ipoteza că toată materia din univers a fost creată într-un singur Big Bang timp special din trecutul îndepărtat. " Cu toate acestea, nu a prins până în anii 1970.

Se raportează popular că Hoyle, care a favorizat un model cosmologic alternativ de „ stare stabilă ”, intenționa acest lucru să fie peiorativ, dar Hoyle a negat în mod explicit acest lucru și a spus că este doar o imagine izbitoare menită să evidențieze diferența dintre cele două modele. Helge Kragh scrie că dovezile care susțin că a fost menită ca peiorativ sunt „neconvingătoare” și menționează o serie de indicații că nu a fost un peiorativ.

Termenul în sine este un nume greșit, deoarece implică apariția unei explozii. Cu toate acestea, o explozie implică expansiunea dintr-un punct central în spațiul înconjurător, care încă nu exista. Mai degrabă decât extinderea în spațiu, Big Bang - ul a fost extinderea / întindere a spațiului în sine, care este un concept mult mai greu de înțeles. O altă problemă subliniată de Santhosh Mathew este că bangul implică sunet, care ar necesita o particulă vibrantă și un mediu prin care se deplasează. Deoarece acesta este începutul a tot ceea ce ne putem imagina, nu există nici o bază pentru niciun sunet și, astfel, Big Bang-ul a fost probabil tăcut. O încercare de a găsi o alternativă mai potrivită nu a avut succes.

Dezvoltare

Hubble eXtreme Deep Field (XDF)

Dimensiunea XDF în comparație cu dimensiunea Lunii ( XDF este cutia mică din stânga și aproape dedesubtul Lunii) - câteva mii de galaxii, fiecare formată din miliarde de stele, se află în această vedere mică.

Vizualizare XDF (2012) - fiecare pata de lumină este o galaxie - unele dintre acestea sunt vechi de 13,2 miliarde de ani - se estimează că universul conține 200 de miliarde de galaxii.

Imaginea XDF prezintă galaxii complet mature în planul din prim-plan - galaxii aproape mature de acum 5 până la 9 miliarde de ani - protogalaxii , aprinse de stele tinere , dincolo de 9 miliarde de ani.

Teoria Big Bang-ului s-a dezvoltat din observațiile structurii universului și din considerații teoretice. În 1912, Vesto Slipher a măsurat prima deplasare Doppler a unei " nebuloase spirale " (nebuloasă spirală este termenul învechit pentru galaxiile spirale) și a descoperit curând că aproape toate aceste nebuloase se îndepărtau de pe Pământ. El nu a înțeles implicațiile cosmologice ale acestui fapt și, într-adevăr, la momentul respectiv era foarte controversat dacă aceste nebuloase erau sau nu „universuri insulare” în afara Căii Lactee . Zece ani mai târziu, Alexander Friedmann , un cosmolog și matematician rus , a derivat ecuațiile Friedmann din ecuațiile câmpului Einstein, arătând că universul s-ar putea extinde în contrast cu modelul de univers static susținut de Albert Einstein la acea vreme.

În 1924, măsurarea astronomului american Edwin Hubble a distanței mari până la cea mai apropiată nebuloasă spirală a arătat că aceste sisteme erau într-adevăr alte galaxii. Începând cu același an, Hubble a dezvoltat cu atenție o serie de indicatori de distanță, precursorii scării cosmice de distanță , folosind telescopul Hooker de 100 de inci (2,5 m) de la Observatorul Mount Wilson . Acest lucru i-a permis să estimeze distanțele față de galaxiile ale căror deplasări spre roșu fuseseră deja măsurate, mai ales de Slipher. În 1929, Hubble a descoperit o corelație între distanță și viteza recesivă - acum cunoscută sub numele de legea lui Hubble. În acel moment, Lemaître arătase deja că acest lucru era de așteptat, având în vedere principiul cosmologic.

Derivând independent ecuațiile lui Friedmann în 1927, Georges Lemaître , un fizician belgian și preot romano-catolic, a propus că recesiunea dedusă a nebuloaselor se datorează expansiunii universului. În 1931, Lemaître a mers mai departe și a sugerat că expansiunea evidentă a universului, dacă este proiectată înapoi în timp, a însemnat că cu cât mai departe în trecut cu atât universul era mai mic, până când într-un moment finit din trecut toată masa universului era concentrat într-un singur punct, un „atom primordial” unde și când a existat țesătura timpului și a spațiului.

În anii 1920 și 1930, aproape fiecare cosmolog major a preferat un univers etern în stare staționară și mai mulți s-au plâns că începutul timpului implicat de Big Bang a importat concepte religioase în fizică; această obiecție a fost repetată ulterior de susținătorii teoriei stării de echilibru. Această percepție a fost sporită de faptul că inițiatorul teoriei Big Bang, Lemaître, era un preot romano-catolic. Arthur Eddington a fost de acord cu Aristotel că universul nu a avut un început în timp, și anume , că materia este eternă . Un început în timp a fost „respingător” pentru el. Cu toate acestea, Lemaître nu a fost de acord:

Dacă lumea a început cu o singură cuantă , noțiunile de spațiu și timp nu ar reuși să aibă niciun sens la început; ei ar începe să aibă un sens sensibil numai atunci când cuantumul original fusese împărțit într-un număr suficient de cuante. Dacă această sugestie este corectă, începutul lumii s-a întâmplat cu puțin înainte de începutul spațiului și timpului.

În anii 1930, alte idei au fost propuse ca cosmologii nestandardizate pentru a explica observațiile lui Hubble, inclusiv modelul Milne , universul oscilator (inițial sugerat de Friedmann, dar susținut de Albert Einstein și Richard C. Tolman ) și lumina obosită a lui Fritz Zwicky . ipoteză.

După al doilea război mondial , au apărut două posibilități distincte. Unul a fost modelul stării staționare a lui Fred Hoyle, prin care noua materie ar fi creată pe măsură ce universul părea să se extindă. În acest model, universul este aproximativ același în orice moment al timpului. Cealaltă a fost teoria Big Bang a lui Lemaître, susținută și dezvoltată de George Gamow , care a introdus BBN și ai cărui asociați, Ralph Alpher și Robert Herman , au prezis CMB. În mod ironic, Hoyle a fost cel care a inventat fraza care a ajuns să fie aplicată teoriei lui Lemaître, referindu-se la aceasta ca „această idee de big bang ” în timpul unei emisiuni de la BBC Radio din martie 1949. Pentru o vreme, sprijinul a fost împărțit între aceste două teorii. În cele din urmă, dovezile observaționale, în special din numărul surselor radio , au început să favorizeze Big Bang în fața stării de echilibru. Descoperirea și confirmarea CMB în 1964 au asigurat Big Bang-ul ca fiind cea mai bună teorie a originii și evoluției universului. O mare parte din lucrările actuale în cosmologie includ înțelegerea modului în care se formează galaxiile în contextul Big Bang-ului, înțelegerea fizicii universului în timpuri mai vechi și mai vechi și reconcilierea observațiilor cu teoria de bază.

În 1968 și 1970, Roger Penrose , Stephen Hawking și George FR Ellis au publicat lucrări în care au arătat că singularitățile matematice erau o condiție inițială inevitabilă a modelelor relativiste ale Big Bang-ului. Apoi, din anii 1970 până în anii 1990, cosmologii au lucrat la caracterizarea trăsăturilor universului Big Bang și la rezolvarea problemelor remarcabile. În 1981, Alan Guth a făcut o descoperire în lucrarea teoretică privind rezolvarea anumitor probleme teoretice remarcabile din teoria Big Bangului prin introducerea unei epoci de expansiune rapidă în universul timpuriu pe care el îl numea „inflație”. Între timp, în aceste decenii, două întrebări din cosmologia observațională care au generat multe discuții și dezacorduri au fost asupra valorilor precise ale constantei Hubble și densității materiei universului (înainte de descoperirea energiei întunecate, considerată a fi predictorul cheie pentru soarta eventuală a universului ).

La mijlocul anilor 1990, observațiile anumitor clustere globulare păreau să indice că aveau aproximativ 15 miliarde de ani, ceea ce intra în conflict cu cele mai multe estimări actuale ale vârstei universului (și într-adevăr cu vârsta măsurată astăzi). Această problemă a fost rezolvată ulterior când noile simulări pe computer, care includeau efectele pierderii de masă datorate vânturilor stelare , indicau o vârstă mult mai tânără pentru grupurile globulare. Deși rămân câteva întrebări cu privire la cât de precis sunt măsurate vârstele grupurilor, grupurile globulare prezintă interes pentru cosmologie ca unele dintre cele mai vechi obiecte din univers.

Progrese semnificative în cosmologia Big Bang au fost făcute de la sfârșitul anilor 1990, ca urmare a progreselor în tehnologia telescopului , precum și a analizei datelor de la sateliți precum Cosmic Background Explorer (COBE), Telescopul spațial Hubble și WMAP. Cosmologii au acum măsurători destul de precise și precise ale multora dintre parametrii modelului Big Bang și au făcut descoperirea neașteptată că expansiunea universului pare să fie accelerată.

Dovezi observaționale

„[Imaginea] big bang-ului se bazează prea bine pe date din fiecare zonă pentru a fi dovedită invalidă în caracteristicile sale generale.”

Lawrence Krauss

Cele mai vechi și mai directe dovezi observaționale ale validității teoriei sunt expansiunea universului conform legii lui Hubble (așa cum este indicat de deplasările spre roșu ale galaxiilor), descoperirea și măsurarea fundalului cosmic cu microunde și abundențele relative ale elementelor luminoase produse de Nucleosinteza Big Bang (BBN). Dovezi mai recente includ observații despre formarea și evoluția galaxiilor și distribuția structurilor cosmice la scară largă . Acestea sunt uneori numite „cei patru stâlpi” ai teoriei Big Bang.

Modele moderne precise ale Big Bang-ului fac apel la diverse fenomene fizice exotice care nu au fost observate în experimentele de laborator terestre sau încorporate în Modelul standard de fizică a particulelor. Dintre aceste caracteristici, materia întunecată face în prezent obiectul celor mai active investigații de laborator. Problemele rămase includ problema halo cuspy și problema galaxiei pitice a materiei întunecate reci. Energia întunecată este, de asemenea, o zonă de interes intens pentru oamenii de știință, dar nu este clar dacă va fi posibilă detectarea directă a energiei întunecate. Inflația și bariogeneza rămân caracteristici mai speculative ale modelelor actuale de Big Bang. Încă se caută explicații viabile și cantitative pentru astfel de fenomene. Acestea sunt în prezent probleme nerezolvate în fizică.

Legea lui Hubble și extinderea spațiului

Observațiile unor galaxii și quasare îndepărtate arată că aceste obiecte sunt schimbate în roșu: lumina emisă de acestea a fost mutată pe lungimi de undă mai mari. Acest lucru poate fi văzut luând un spectru de frecvență al unui obiect și potrivind modelul spectroscopic al liniilor de emisie sau absorbție corespunzătoare atomilor elementelor chimice care interacționează cu lumina. Aceste deplasări spre roșu sunt uniform izotrope, distribuite uniform între obiectele observate în toate direcțiile. Dacă deplasarea spre roșu este interpretată ca o deplasare Doppler, viteza recesivă a obiectului poate fi calculată. Pentru unele galaxii, este posibil să se estimeze distanțele prin scara cosmică de distanță. Când vitezele recesionale sunt reprezentate grafic în raport cu aceste distanțe, se observă o relație liniară cunoscută sub numele de legea lui Hubble: unde ${\ displaystyle v = H_ {0} D}$

${\ displaystyle v}$ este viteza recesivă a galaxiei sau a altui obiect îndepărtat,
${\ displaystyle D}$ este distanța adecvată față de obiect și
${\ displaystyle H_ {0}}$ este constanta lui Hubble , măsurată a fi70.4+1,3
−1,4 km / s / Mpc de WMAP.

Legea lui Hubble are două explicații posibile. Fie că suntem în centrul unei explozii de galaxii - ceea ce este de nesuportat în ipoteza principiului copernican - fie universul se extinde uniform peste tot. Această expansiune universală a fost prezisă din relativitatea generală de Friedmann în 1922 și Lemaître în 1927, cu mult înainte ca Hubble să-și facă analiza și observațiile din 1929 și rămâne piatra de temelie a teoriei Big Bang, așa cum a fost dezvoltată de Friedmann, Lemaître, Robertson și Walker.

Teoria presupune relația sa menținere în orice moment, în cazul în care este distanța corespunzătoare, v este viteza recessional, și , și variază ca universul se dilată ( de aici vom scrie pentru a indica prezenta zi Hubble „constant“). Pentru distanțe mult mai mici decât dimensiunea universului observabil , schimbarea spre roșu a Hubble poate fi considerată ca deplasarea Doppler corespunzătoare vitezei de recesiune . Cu toate acestea, schimbarea spre roșu nu este o adevărată schimbare Doppler, ci mai degrabă rezultatul expansiunii universului între momentul în care a fost emisă lumina și timpul în care a fost detectată. ${\ displaystyle v = HD}$ ${\ displaystyle D}$ ${\ displaystyle v}$ ${\ displaystyle H}$ ${\ displaystyle D}$ ${\ displaystyle H_ {0}}$ ${\ displaystyle v}$

Că spațiul se află în expansiune metrică este demonstrat de dovezi observaționale directe ale principiului cosmologic și ale principiului copernican, care împreună cu legea lui Hubble nu au altă explicație. Deplasările astronomice spre roșu sunt extrem de izotrope și omogene , susținând principiul cosmologic că universul arată la fel în toate direcțiile, împreună cu multe alte dovezi. Dacă schimbările de roșu ar fi rezultatul unei explozii dintr-un centru îndepărtat de noi, nu ar fi atât de asemănătoare în direcții diferite.

Măsurările efectelor radiației cosmice de fond cu microunde asupra dinamicii sistemelor astrofizice îndepărtate în 2000 au dovedit principiul copernican, că, la o scară cosmologică, Pământul nu se află într-o poziție centrală. Radiațiile de la Big Bang au fost în mod demonstrabil mai calde în timpurile anterioare din univers. Răcirea uniformă a CMB pe miliarde de ani este explicabilă numai dacă universul se confruntă cu o expansiune metrică și exclude posibilitatea ca noi să fim aproape de centrul unic al unei explozii.

Radiații cosmice de fundal cu microunde

Cosmice de fond de microunde spectrul măsurat de instrument FIRAS pe COBE satelitul este măsurat cel mai precis corpuluinegru spectrul în natură. Punctele de date și barele de eroare de pe acest grafic sunt ascunse de curba teoretică.

În 1964, Arno Penzias și Robert Wilson au descoperit serendipit radiația cosmică de fond, un semnal omnidirecțional în banda cu microunde . Descoperirea lor a oferit o confirmare substanțială a previziunilor big-bang de către Alpher, Herman și Gamow în jurul anului 1950. Prin anii 1970, sa constatat că radiațiile sunt aproximativ consistente cu un spectru de corp negru în toate direcțiile; acest spectru a fost redshifted de expansiunea universului, și astăzi corespunde la aproximativ 2.725 K. Acest lucru a înclinat echilibrul dovezilor în favoarea modelului Big Bang, iar Penzias și Wilson au primit Premiul Nobel pentru fizică din 1978 .

Suprafața ultimei scattering corespunzând emisiei CMB apare la scurt timp după recombinare , epoca în hidrogen neutru devine stabilă. Înainte de aceasta, universul cuprindea o mare fierbinte de plasmă foton-barion densă, unde fotonii erau împrăștiați rapid din particule încărcate libere. Vârf în jur372 ± 14 kyr , calea liberă medie pentru un foton devine suficient de lungă pentru a ajunge în prezent și universul devine transparent.

Imagine WMAP pe 9 ani a radiației cosmice de fundal cu microunde (2012). Radiația este izotropă la aproximativ o parte din 100.000.

În 1989, NASA a lansat COBE, care a făcut două progrese majore: în 1990, măsurătorile spectrului de înaltă precizie au arătat că spectrul de frecvență CMB este un corp negru aproape perfect, fără abateri la un nivel de 1 parte din 10 ⁴ și a măsurat temperatura reziduală de 2,726 K (măsurători mai recente au revizuit ușor această cifră până la 2,7255 K); apoi în 1992, alte măsurători COBE au descoperit fluctuații mici ( anizotropii ) în temperatura CMB pe cer, la un nivel de aproximativ o parte din 10 ⁵ . John C. Mather și George Smoot au primit Premiul Nobel pentru fizică din 2006 pentru conducerea lor în aceste rezultate.

În deceniul următor, anizotropiile CMB au fost investigate în continuare printr-un număr mare de experimente la sol și cu baloane. În 2000-2001, mai multe experimente, în special BOOMERanG , au descoperit că forma universului este spațială aproape plană prin măsurarea dimensiunii unghiulare tipice (mărimea pe cer) a anizotropiilor.

La începutul anului 2003, s-au lansat primele rezultate ale sondei de anizotropie cu microunde Wilkinson, rezultând ceea ce în acel moment erau valorile cele mai exacte pentru unii dintre parametrii cosmologici. Rezultatele au respins mai multe modele specifice ale inflației cosmice, dar sunt în concordanță cu teoria inflației în general. Planck sonda spatiala a fost lansat în mai 2009. Alte sol și balon pe bază de experimente cu microunde cosmice de fond sunt în curs de desfășurare.

Abundența elementelor primordiale

Folosind modelul Big Bang, este posibil să se calculeze concentrația de heliu-4 , heliu-3 , deuteriu și litiu-7 din univers ca raporturi cu cantitatea de hidrogen obișnuit. Abundențele relative depind de un singur parametru, raportul dintre fotoni și barioni. Această valoare poate fi calculată independent de structura detaliată a fluctuațiilor CMB. Rapoartele prezise (în masă, nu în număr) sunt de aproximativ 0,25 pentru , aproximativ ^10-3 pentru , aproximativ ^10-4 pentru și aproximativ ^10-9 pentru . ${\ displaystyle {\ ce {^ 4He / H}}}$ ${\ displaystyle {\ ce {^ 2H / H}}}$ ${\ displaystyle {\ ce {^ 3He / H}}}$ ${\ displaystyle {\ ce {^ 7Li / H}}}$

Abundențele măsurate sunt toate de acord cel puțin aproximativ cu cele prezise dintr-o singură valoare a raportului barion-foton. Acordul este excelent pentru deuteriu, strâns, dar formal discrepan pentru și în afara cu un factor de doi pentru (această anomalie este cunoscută sub numele de problema cosmologică a litiului ); în ultimele două cazuri, există incertitudini sistematice substanțiale . Cu toate acestea, consistența generală cu abundențele prezise de BBN este o dovadă puternică pentru Big Bang, deoarece teoria este singura explicație cunoscută pentru abundența relativă a elementelor ușoare și este practic imposibil să „reglezi” Big Bang-ul pentru a produce mult mai mult sau mai puțin de 20-30% heliu. Într-adevăr, nu există un motiv evident în afara Big Bang-ului că, de exemplu, tânărul univers (adică înainte de formarea stelelor , determinat prin studierea materiei presupuse lipsite de produse de nucleosinteză stelară ) ar trebui să aibă mai mult heliu decât deuteriu sau mai mult deuteriu decât , și în raporturi constante, de asemenea. ${\ displaystyle {\ ce {^ 4He}}}$ ${\ displaystyle {\ ce {^ 7Li}}}$ ${\ displaystyle {\ ce {^ 3He}}}$

Evoluția și distribuția galactică

Observațiile detaliate ale morfologiei și distribuției galaxiilor și quasarelor sunt în acord cu starea actuală a teoriei Big Bang. O combinație de observații și teorie sugerează că primele quasare și galaxii s-au format la aproximativ un miliard de ani după Big Bang și, de atunci, s-au format structuri mai mari, cum ar fi clusterele de galaxii și superclusters .

Populațiile de stele au îmbătrânit și au evoluat, astfel încât galaxiile îndepărtate (care sunt observate așa cum erau în universul timpuriu) par foarte diferite de galaxiile din apropiere (observate într-o stare mai recentă). Mai mult, galaxiile care s-au format relativ recent, apar semnificativ diferite de galaxiile formate la distanțe similare, dar la scurt timp după Big Bang. Aceste observații sunt argumente puternice împotriva modelului stării de echilibru. Observațiile privind formarea stelelor, distribuția galaxiilor și a cvasarului și a structurilor mai mari, sunt de acord cu simulările Big Bang ale formării structurii în univers și ajută la completarea detaliilor teoriei.

Nori de gaze primordiale

Planul focal al telescopului BICEP2 la microscop - folosit pentru a căuta polarizarea în CMB.

În 2011, astronomii au descoperit ceea ce cred că sunt nori curat de gaze primordiale prin analizarea liniilor de absorbție în spectrele unor quasare îndepărtate. Înainte de această descoperire, s-a observat că toate celelalte obiecte astronomice conțin elemente grele care se formează în stele. În ciuda faptului că sunt sensibile la carbon, oxigen și siliciu, aceste trei elemente nu au fost detectate în acești doi nori. Deoarece norii de gaz nu au niveluri detectabile de elemente grele, probabil s-au format în primele câteva minute după Big Bang, în timpul BBN.

Alte linii de probă

Vârsta universului, estimată de la expansiunea Hubble și CMB, este acum în acord cu alte estimări care utilizează vârstele celor mai vechi stele, atât măsurate prin aplicarea teoriei evoluției stelare la grupurile globulare, cât și prin datarea radiometrică a populației individuale. II stele. De asemenea, este în acord cu estimările de vârstă bazate pe măsurători ale expansiunii folosind supernove de tip Ia și măsurători ale fluctuațiilor de temperatură în fundalul cosmic al microundelor. Acordul măsurătorilor independente ale acestei vârste susține modelul Lambda-CDM (ΛCDM), deoarece modelul este utilizat pentru a lega unele dintre măsurători cu o estimare a vârstei și toate estimările se dovedesc a fi de acord. Cu toate acestea, unele observații ale obiectelor din universul relativ timpuriu (în special quasarul APM 08279 + 5255 ) ridică îngrijorarea cu privire la faptul dacă aceste obiecte au avut suficient timp pentru a se forma atât de devreme în modelul ΛCDM.

Predicția că temperatura CMB a fost mai ridicată în trecut a fost susținută experimental de observații ale liniilor de absorbție a temperaturii foarte scăzute în nori de gaz la schimbare ridicată la roșu. Această predicție implică, de asemenea, că amplitudinea efectului Sunyaev-Zel'dovich în grupuri de galaxii nu depinde direct de redshift. Observațiile au descoperit că acest lucru este aproximativ adevărat, dar acest efect depinde de proprietățile clusterului care se schimbă odată cu timpul cosmic, ceea ce face dificilă măsurările precise.

Observații viitoare

Viitoarele observatoare cu unde gravitaționale ar putea fi capabile să detecteze unde gravitaționale primordiale , relicve ale universului timpuriu, până la mai puțin de o secundă după Big Bang.

Probleme și probleme conexe în fizică

Ca și în cazul oricărei teorii, au apărut o serie de mistere și probleme ca urmare a dezvoltării teoriei Big Bang. Unele dintre aceste mistere și probleme au fost rezolvate, în timp ce altele sunt încă remarcabile. Soluțiile propuse la unele dintre problemele din modelul Big Bang au dezvăluit noi mistere proprii. De exemplu, problema orizontului , problema monopolului magnetic și problema planeității sunt rezolvate cel mai frecvent cu teoria inflaționistă, dar detaliile universului inflaționist sunt încă lăsate nerezolvate și mulți, inclusiv unii fondatori ai teoriei, spun că a fost respinsă. . Ceea ce urmează este o listă a aspectelor misterioase ale teoriei Big Bang încă în curs de investigare intensă de către cosmologi și astrofizicieni .

Asimetria barionică

Încă nu se înțelege de ce universul are mai multă materie decât antimaterie. În general, se presupune că, atunci când universul era tânăr și foarte fierbinte, acesta era în echilibru statistic și conținea un număr egal de barioni și antibarioni. Cu toate acestea, observațiile sugerează că universul, inclusiv părțile sale cele mai îndepărtate, este format aproape în întregime din materie. Un proces numit bariogeneză a fost ipotezat pentru a explica asimetria. Pentru ca bariogeneza să apară, trebuie îndeplinite condițiile Saharov . Acestea necesită ca număr baryon nu este conservată, că C-simetrie și CP-simetrie sunt încălcate și că universul de Depărtați echilibru termodinamic . Toate aceste condiții apar în modelul standard, dar efectele nu sunt suficient de puternice pentru a explica asimetria barionului actual.

Energie întunecată

Măsurătorile relației redshift - magnitudine pentru supernovele de tip Ia indică faptul că expansiunea universului a fost accelerată de când universul a fost de aproximativ jumătate din vârsta sa actuală. Pentru a explica această accelerare, relativitatea generală cere ca o mare parte din energia din univers să fie formată dintr-o componentă cu presiune negativă mare, supranumită „energie întunecată”.

Energia întunecată, deși este speculativă, rezolvă numeroase probleme. Măsurătorile fundalului cosmic cu microunde indică faptul că universul este foarte aproape spațial plat și, prin urmare, conform relativității generale, universul trebuie să aibă aproape exact densitatea critică a masei / energiei. Dar densitatea de masă a universului poate fi măsurată din gruparea gravitațională și se constată că are doar aproximativ 30% din densitatea critică. Deoarece teoria sugerează că energia întunecată nu se grupează în mod obișnuit, aceasta este cea mai bună explicație pentru densitatea de energie „lipsă”. Energia întunecată ajută, de asemenea, să explice două măsuri geometrice ale curburii generale a universului, una folosind frecvența lentilelor gravitaționale și cealaltă folosind modelul caracteristic al structurii pe scară largă ca o conducătoare cosmică.

Presiunea negativă este considerată a fi o proprietate a energiei de vid , dar natura exactă și existența energiei întunecate rămâne unul dintre marile mistere ale Big Bang-ului. Rezultatele echipei WMAP din 2008 sunt în conformitate cu un univers care constă din 73% energie întunecată, 23% materie întunecată, 4,6% materie obișnuită și mai puțin de 1% neutrini. Conform teoriei, densitatea energiei în materie scade odată cu expansiunea universului, dar densitatea energiei întunecate rămâne constantă (sau aproape) pe măsură ce universul se extinde. Prin urmare, materia a constituit o fracțiune mai mare din energia totală a universului în trecut decât o face astăzi, dar contribuția sa fracționată va cădea în viitorul îndepărtat, pe măsură ce energia întunecată va deveni și mai dominantă.

Componenta energiei întunecate a universului a fost explicată de teoreticieni folosind o varietate de teorii concurente, inclusiv constanta cosmologică a lui Einstein, dar extinzându-se și la forme mai exotice de chintesență sau alte scheme de gravitație modificate. O problemă constantă cosmologică , numită uneori „cea mai jenantă problemă din fizică”, rezultă din discrepanța aparentă dintre densitatea energetică măsurată a energiei întunecate și cea anticipată naiv din unitățile Planck .

Materie întunecată

Diagrama arată proporția diferitelor componente ale universului - aproximativ 95% este materie întunecată și energie întunecată .

În anii 1970 și 1980, diferite observații au arătat că nu există suficientă materie vizibilă în univers pentru a explica puterea aparentă a forțelor gravitaționale în interiorul și între galaxii. Acest lucru a condus la ideea că până la 90% din materia din univers este materie întunecată care nu emite lumină și nu interacționează cu materia barionică normală. În plus, presupunerea că universul este în mare parte materie normală a dus la predicții care erau puternic neconcordante cu observațiile. În special, universul de astăzi este mult mai aglomerat și conține mult mai puțin deuteriu decât poate fi considerat fără materie întunecată. În timp ce materia întunecată a fost întotdeauna controversată, aceasta este dedusă de diferite observații: anizotropiile din CMB, dispersiile de viteză ale clusterelor de galaxii, distribuții structurale pe scară largă, studii de lentilă gravitațională și măsurători cu raze X ale grupurilor de galaxii.

Dovezile indirecte ale materiei întunecate provin din influența gravitațională asupra altei materii, deoarece nu au fost observate particule de materie întunecată în laboratoare. Au fost propuși mulți candidați la fizica particulelor pentru materia întunecată și sunt în curs de desfășurare mai multe proiecte pentru a le detecta direct.

În plus, există probleme remarcabile asociate cu modelul de materie întunecată rece favorizat în prezent, care include problema galaxiei pitice și problema halo cuspy. Au fost propuse teorii alternative care nu necesită o cantitate mare de materie nedetectată, ci modifică în schimb legile gravitației stabilite de Newton și Einstein; cu toate acestea, nicio teorie alternativă nu a avut la fel de succes ca propunerea de materie întunecată rece în explicarea tuturor observațiilor existente.

Problema orizontului

Problema orizontului rezultă din premisa că informațiile nu pot călători mai repede decât lumina . Într-un univers de epocă finită, aceasta stabilește o limită - orizontul particulelor - pentru separarea oricăror două regiuni ale spațiului care se află în contact cauzal . Izotropia observată a CMB este problematică în acest sens: dacă universul ar fi fost dominat în permanență de radiații sau de materie până la epoca ultimei împrăștieri, orizontul particulelor din acel moment ar corespunde cu aproximativ 2 grade pe cer. Atunci nu ar exista niciun mecanism care să determine regiunile mai largi să aibă aceeași temperatură.

O rezolvare a acestei inconsistențe aparente este oferită de teoria inflaționistă în care un câmp de energie scalară omogenă și izotropă domină universul într-o perioadă foarte timpurie (înainte de bariogeneză). În timpul inflației, universul suferă o expansiune exponențială , iar orizontul particulelor se extinde mult mai rapid decât se presupunea anterior, astfel încât regiunile aflate în prezent pe laturile opuse ale universului observabil sunt bine în interiorul orizontului particulelor celuilalt. Izotropia observată a CMB rezultă apoi din faptul că această regiune mai mare se afla în contact cauzal înainte de începutul inflației.

Principiul incertitudinii lui Heisenberg prezice că în timpul fazei inflaționiste vor exista fluctuații termice cuantice , care ar fi mărite la o scară cosmică. Aceste fluctuații au servit drept semințe pentru toate structurile actuale din univers. Inflația prezice că fluctuațiile primordiale sunt aproape invariante la scară și gaussiene , ceea ce a fost confirmat cu exactitate prin măsurători ale CMB.

Dacă s-ar produce inflația, expansiunea exponențială ar împinge regiuni mari de spațiu cu mult dincolo de orizontul nostru observabil.

O problemă legată de problema clasică a orizontului apare, deoarece în majoritatea modelelor standard de inflație cosmologică, inflația încetează cu mult înainte de a se produce ruperea simetriei electrodebulare , astfel încât inflația nu ar trebui să poată preveni discontinuitățile pe scară largă în vidul electrodispus, deoarece părțile îndepărtate ale universului observabil au fost separată cauzal când s-a încheiat epoca electro-slabă .

Monopoluri magnetice

Obiecția monopolului magnetic a fost ridicată la sfârșitul anilor 1970. Teoriile Grand Unified (GUTs) au prezis defecte topologice în spațiu care s-ar manifesta ca monopoluri magnetice . Aceste obiecte ar fi produse eficient în universul fierbinte timpuriu, rezultând o densitate mult mai mare decât este în concordanță cu observațiile, dat fiind că nu s-au găsit monopoli. Această problemă este rezolvată prin inflația cosmică, care elimină toate defectele punctuale din universul observabil, în același mod în care conduce geometria la planeitate.

Problema planeității

Geometria generală a universului este determinată de faptul dacă parametrul cosmologic Omega este mai mic, egal sau mai mare de 1. Arătat de sus în jos sunt un univers închis cu curbură pozitivă, un univers hiperbolic cu curbură negativă și un univers plat cu zero curbură.

Problema planeității (cunoscută și sub numele de problema vechimii) este o problemă de observație asociată cu un FLRW. Universul poate avea o curbură spațială pozitivă, negativă sau zero, în funcție de densitatea sa totală de energie. Curbura este negativă dacă densitatea sa este mai mică decât densitatea critică; pozitiv dacă este mai mare; și zero la densitatea critică, caz în care se spune că spațiul este plat . Observațiile indică faptul că universul este în concordanță cu faptul că este plat.

Problema este că orice mică abatere de la densitatea critică crește odată cu trecerea timpului și totuși universul rămâne astăzi foarte aproape de plat. Având în vedere că o perioadă de timp naturală pentru plecarea de la planeitate ar putea fi timpul Planck , 10 ⁻⁴³ secunde, faptul că universul nu a atins nici o moarte de căldură și nici o criză mare după miliarde de ani necesită o explicație. De exemplu, chiar și la vârsta relativ târzie de câteva minute (timpul nucleosintezei), densitatea universului trebuie să fi fost într-o parte în 10 ¹⁴ din valoarea sa critică, sau nu ar exista așa cum există astăzi.

Soarta finală a universului

Înainte de observarea energiei întunecate, cosmologii au luat în considerare două scenarii pentru viitorul universului. Dacă densitatea de masă a universului ar fi mai mare decât densitatea critică, atunci universul ar atinge o dimensiune maximă și apoi ar începe să se prăbușească. Ar deveni din nou mai dens și mai fierbinte, terminând cu o stare similară cu cea în care a început - un Big Crunch.

Alternativ, dacă densitatea din univers ar fi egală sau sub densitatea critică, expansiunea ar încetini, dar nu se va opri niciodată. Formarea stelelor ar înceta odată cu consumul de gaz interstelar în fiecare galaxie; stelele ar arde, lăsând pitici albi , stele cu neutroni și găuri negre. Coliziunile dintre acestea ar duce la acumularea de masă în găuri negre din ce în ce mai mari. Temperatura medie a universului s-ar apropia foarte treptat asimptotic de zero absolut - o îngheț mare . Mai mult, dacă protonii sunt instabili , atunci materia baryonică ar dispărea, lăsând doar radiații și găuri negre. În cele din urmă, găurile negre s-ar evapora emițând radiații Hawking . Entropia universului ar crește până la punctul în cazul în care nici o formă organizată de energie ar putea fi extrase din ea, un scenariu cunoscut sub numele de moarte de căldură.

Observațiile moderne despre accelerarea expansiunii implică faptul că tot mai mult din universul vizibil în prezent va trece dincolo de orizontul evenimentelor noastre și din contactul cu noi. Rezultatul eventual nu este cunoscut. Modelul ΛCDM al universului conține energie întunecată sub forma unei constante cosmologice. Această teorie sugerează că doar sistemele legate gravitațional, cum ar fi galaxiile, vor rămâne împreună și ele vor fi supuse morții de căldură pe măsură ce universul se extinde și se răcește. Alte explicații ale energiei întunecate, numite teorii ale energiei fantomă , sugerează că în cele din urmă grupurile de galaxii, stelele, planetele, atomii, nucleele și materia însăși vor fi sfâșiate de expansiunea tot mai mare într-un așa-numit Big Rip .

Concepții greșite

Una dintre concepțiile greșite obișnuite despre modelul Big Bang este că explică pe deplin originea universului . Cu toate acestea, modelul Big Bang nu descrie modul în care au fost cauzate energia, timpul și spațiul, ci mai degrabă descrie apariția universului prezent dintr-o stare inițială ultra-densă și cu temperatură ridicată. Este înșelător să vizualizezi Big Bang-ul comparând dimensiunea acestuia cu obiectele cotidiene. Când este descrisă dimensiunea universului la Big Bang, aceasta se referă la dimensiunea universului observabil și nu la întregul univers.

Legea lui Hubble prezice că galaxiile care depășesc distanța Hubble se retrag mai repede decât viteza luminii. Cu toate acestea, relativitatea specială nu se aplică dincolo de mișcarea prin spațiu. Legea lui Hubble descrie viteza , care rezultă din extinderea de spațiu, mai degrabă decât prin spațiu.

Astronomii se referă adesea la schimbarea cosmologică spre roșu ca la o schimbare Doppler care poate duce la o concepție greșită. Deși similară, schimbarea roșie cosmologică nu este identică cu schimbarea roșie Doppler derivată clasic, deoarece majoritatea derivațiilor elementare ale schimbării roșii Doppler nu acomodează expansiunea spațiului. Derivarea precisă a schimbării cosmologice spre roșu necesită utilizarea relativității generale și, în timp ce un tratament care utilizează argumente mai simple cu efect Doppler oferă rezultate aproape identice pentru galaxiile din apropiere, interpretarea schimbării spre roșu a galaxiilor mai îndepărtate ca urmare a celor mai simple tratamente cu schimbare la roșu Doppler poate provoca confuzie.

Cosmologia pre – Big Bang

Big Bang-ul explică evoluția universului de la o densitate de pornire și o temperatură care depășește cu mult capacitatea umană de a se replica, astfel încât extrapolările la cele mai extreme condiții și timpuri timpurii sunt în mod necesar mai speculative. Lemaître a numit această stare inițială „ atomul primordial ”, în timp ce Gamow a numit materialul „ ylem ”. Cum a apărut starea inițială a universului este încă o întrebare deschisă, dar modelul Big Bang constrânge unele dintre caracteristicile sale. De exemplu, legile specifice ale naturii au apărut cel mai probabil într-un mod aleatoriu, dar după cum arată modelele inflației, unele combinații ale acestora sunt mult mai probabile. Un univers plat topologic implică un echilibru între energia potențială gravitațională și alte forme energetice, care nu necesită crearea de energie suplimentară.

Teoria Big Bang-ului, construită pe baza ecuațiilor relativității generale clasice, indică o singularitate la originea timpului cosmic, iar o asemenea densitate infinită de energie poate fi o imposibilitate fizică. Cu toate acestea, teoriile fizice ale relativității generale și ale mecanicii cuantice, astfel cum sunt realizate în prezent, nu sunt aplicabile înainte de epoca Planck, iar corectarea acestui lucru va necesita dezvoltarea unui tratament corect al gravitației cuantice. Anumite tratamente cu gravitație cuantică, cum ar fi ecuația Wheeler – DeWitt , implică faptul că timpul în sine ar putea fi o proprietate emergentă . Ca atare, fizica poate concluziona că timpul nu a existat înainte de Big Bang.

Deși nu se știe ce ar fi putut preceda starea fierbinte și densă a universului timpuriu sau cum și de ce a apărut, sau chiar dacă astfel de întrebări sunt sensibile, speculațiile abundă în legătură cu „cosmogonia”.

Câteva propuneri speculative în acest sens, fiecare dintre acestea implicând ipoteze netestate, sunt:

Cele mai simple modele, în care Big Bang-ul a fost cauzat de fluctuațiile cuantice . Acest scenariu a avut foarte puține șanse să se întâmple, dar, conform principiului totalitar , chiar și cel mai improbabil eveniment se va întâmpla în cele din urmă. A avut loc instantaneu, în perspectiva noastră, din cauza absenței timpului perceput înainte de Big Bang.
Modele în care întregul spațiu-timp este finit, inclusiv condiția fără limite la Hartle-Hawking . Pentru aceste cazuri, Big Bang-ul reprezintă limita timpului, dar fără o singularitate. Într-un astfel de caz, universul este autosuficient.
Modele de cosmologie Brane , în care inflația se datorează mișcării branelor în teoria șirurilor ; modelul pre-Big Bang; ekpyrotic model, în care Big Bang - ul este rezultatul unei coliziuni între brane; și modelul ciclic , o variantă a modelului ekpirotic în care coliziuni apar periodic. În acest din urmă model, Big Bang-ul a fost precedat de un Big Crunch și universul trece de la un proces la altul.
Inflația eternă , în care inflația universală se termină local, ici și colo, în mod aleatoriu, fiecare punct final ducând la un univers cu bule , care se extinde de la propriul său big bang.

Propunerile din ultimele două categorii văd Big Bang-ul ca un eveniment fie într-un univers mult mai mare și mai vechi, fie într-un multivers .

Interpretări religioase și filosofice

Ca o descriere a originii universului, Big Bang-ul are o influență semnificativă asupra religiei și filozofiei. Drept urmare, a devenit una dintre cele mai vii zone din discursul dintre știință și religie . Unii cred că Big Bang-ul implică un creator, în timp ce alții susțin că cosmologia Big Bang face inutilă noțiunea de creator.

Vezi si

Principiul antropic - Premisa filozofică conform căreia toate observațiile științifice presupun un univers compatibil cu apariția organismelor senzitive care fac aceste observații
Big Bounce - Model cosmologic hipotetic pentru originea universului cunoscut
Big Crunch - Scenariu teoretic pentru soarta finală a universului
Cold Big Bang - Desemnarea unei temperaturi zero absolute la începutul Universului
Calendarul Cosmic - Metodă de vizualizare a cronologiei universului
Cosmogonia - ramură a științei sau o teorie referitoare la originea universului
Eureka: A Prose Poem - Lucrare lungă de non-ficțiune a autorului american Edgar Allan Poe, o speculație despre Big Bang
Viitorul unui univers în expansiune - Scenariu viitor presupunând că expansiunea universului poate continua pentru totdeauna sau poate atinge un punct în care începe să se contracte.
Moartea prin căldură a universului - „soarta” posibilă a universului .. Cunoscută și sub numele de Big Chill și Big Freeze
Forma universului - Geometria locală și globală a universului
Modelul stării de echilibru - Model al evoluției universului, o teorie discreditată care a negat Big Bang-ul și a susținut că universul a existat întotdeauna.

Note

Referințe

Bibliografie

Belušević, Radoje (2008). Relativitate, Astrofizică și Cosmologie . 1 . Weinheim: Wiley-VCH . ISBN 978-3-527-40764-4. OCLC 876678499 .
Block, David L .; Puerari, Ivânio; Stockton, Alan; și colab., eds. (2000). Către un nou mileniu în morfologia galaxiei: lucrările unei conferințe internaționale „Către un nou mileniu în morfologia galaxiei: de la z = 0 la pauza Lyman, desfășurată la Centrul de conferințe Eskom, Midrand, Africa de Sud, 13-18 septembrie 1999 . Dordrecht: Kluwer Academic Publishers . doi : 10.1007 / 978-94-011-4114-7 . ISBN 978-94-010-5801-8. LCCN 00042415 . OCLC 851369444 .„Retipărit din Astrofizică și știința spațiului Volumele 269-270, nr. 1-4, 1999”.
Block, David L. (2012). „Georges Lemaître și Legea lui Eponimie a lui Stigler”. În Holder, Rodney D .; Mitton, Simon (eds.). Georges Lemaître: Viață, știință și moștenire . Biblioteca de astrofizică și știință spațială. 395 . Heidelberg; New York: Springer . pp. 89–96. arXiv : 1106.3928v2 . Cod Bib : 2012ASSL..395 ... 89B . doi : 10.1007 / 978-3-642-32254-9_8 . ISBN 978-3-642-32253-2. LCCN 2012956159 . OCLC 839779611 . S2CID 119205665 .
Carroll, Sean M. (nd). „De ce există ceva, mai degrabă decât nimic?”. În Knox, Eleanor; Wilson, Alastair (eds.). Routledge Companion to the Philosophy of Physics . Londra: Routledge . arXiv : 1802.02231v2 . Bibcode : 2018arXiv180202231C .
Chow, Tai L. (2008). Gravitația, găurile negre și universul foarte timpuriu: o introducere în relativitatea generală și cosmologie . New York: Springer . ISBN 978-0-387-73629-7. LCCN 2007936678 . OCLC 798281050 .
Christianson, Gale E. (1995). Edwin Hubble: Marinarul Nebuloaselor . New York: Farrar, Straus și Giroux . ISBN 978-0-374-14660-3. LCCN 94045995 . OCLC 461940674 .
Croswell, Ken (1995). Alchimia cerurilor: căutarea sensului pe Calea Lactee . Ilustrații de Philippe Van (ed. 1st Anchor Books). New York: Anchor Books . ISBN 978-0-385-47213-5. LCCN 94030452 . OCLC 1100389944 .
d'Inverno, Ray (1992). Prezentarea relativității lui Einstein . Oxford, Marea Britanie; New York: Clarendon Press ; Oxford University Press . ISBN 978-0-19-859686-8. LCCN 91024894 . OCLC 554124256 .
Drees, William B. (1990). Dincolo de Big Bang: Cosmologii cuantice și Dumnezeu . La Salle, IL: Compania de editare Open Court . ISBN 978-0-8126-9118-4. LCCN 90038498 . OCLC 1088758264 .
Farrell, John (2005). Ziua fără ieri: Lemaître, Einstein și nașterea cosmologiei moderne . New York: Thunder's Mouth Press . ISBN 978-1-56025-660-1. LCCN 2006272995 . OCLC 61672162 .
Frame, Tom (2009). Pierderea religiei mele: necredința în Australia . Sydney: UNSW Press. ISBN 978-1-921410-19-2. OCLC 782015652 .
Gibbons, Gary W .; Shellard, EPS; Rankin, Stuart John, eds. (2003). Viitorul fizicii teoretice și al cosmologiei: sărbătorirea a 60 de ani de naștere a lui Stephen Hawking . Cambridge, Marea Britanie; New York: Cambridge University Press . ISBN 978-0-521-82081-3. LCCN 2002041704 . OCLC 1088190774 .
Guth, Alan H. (1998) [Publicat inițial 1997]. Universul inflaționist: căutare pentru o nouă teorie a originilor cosmice . Cuvânt înainte de Alan Lightman . Londra: cărți de epocă . ISBN 978-0-09-995950-2. LCCN 96046117 . OCLC 919672203 .
Harris, James F. (2002). Filosofia analitică a religiei . Manual de filosofie contemporană a religiei. 3 . Dordrecht: Kluwer Academic Publishers . ISBN 978-1-4020-0530-5. LCCN 2002071095 . OCLC 237734029 .
Harrison, Peter , ed. (2010). The Cambridge Companion to Science and Religion . Cambridge Companions to Religion. Cambridge, Marea Britanie; New York: Cambridge University Press . ISBN 978-0-521-71251-4. LCCN 2010016793 . OCLC 972341489 .
Hawking, Stephen W .; Ellis, George FR (1973). Structura pe scară largă a spațiului-timp . Cambridge, Marea Britanie: Cambridge University Press . ISBN 978-0-521-20016-5. LCCN 72093671 . OCLC 1120809270 .
Hawking, Stephen W. (1988). O scurtă istorie a timpului: de la Big Bang la Black Holes . Introducere de Carl Sagan ; ilustrații de Ron Miller. New York: Bantam Dell Publishing Group . ISBN 978-0-553-10953-5. LCCN 87033333 . OCLC 39256652 .
Hawking, Stephen W .; Israel, Werner , eds. (2010) [Publicat inițial 1979]. Relativitatea generală: un sondaj centenar Einstein . Cambridge, Marea Britanie: Cambridge University Press . ISBN 978-0-521-13798-0. LCCN 78062112 . OCLC 759923541 .
Kolb, Edward ; Turner, Michael , eds. (1988). Universul timpuriu . Frontiere în fizică. 70 . Redwood City, CA: Addison-Wesley . ISBN 978-0-201-11604-5. LCCN 87037440 . OCLC 488800074 .
Kragh, Helge (1996). Cosmologie și controversă: dezvoltarea istorică a două teorii ale universului . Princeton, NJ: Princeton University Press . ISBN 978-0-691-02623-7. LCCN 96005612 . OCLC 906709898 .
Krauss, Lawrence M. (2012). Un univers din nimic: De ce există ceva mai degrabă decât nimic . Postfață de Richard Dawkins (prima ediție hardcover Hardcover). New York: Presă gratuită . ISBN 978-1-4516-2445-8. LCCN 2011032519 . OCLC 709673181 .
Livio, Mario (2000). Universul accelerat: expansiune infinită, constanta cosmologică și frumusețea cosmosului (spectacol de carte audio de Tom Parks, Brilliance Audio ). Cuvânt înainte de Allan Sandage . New York: John Wiley & Sons . ISBN 978-0-471-32969-5. LCCN 99022278 . OCLC 226086793 .
Manly, Steven L. (2011). Brandon, Jodi (ed.). Viziuni ale multiversului . Pompton Plains, NJ : Cărți de pagini noi . ISBN 978-1-60163-720-8. LCCN 2010052741 . OCLC 609531953 .
Martínez-Delgado, David, ed. (2013). Cosmologie de grup local . Cambridge, Marea Britanie: Cambridge University Press . ISBN 978-1-107-02380-2. LCCN 2013012345 . OCLC 875920635 . „Prelegeri prezentate la cea de-a XX-a Școală de Astrofizică de iarnă din Insulele Canare, desfășurată la Tenerife, Spania, 17-18 noiembrie 2008.”
Milne, Edward Arthur (1935). Relativitate, gravitație și structură mondială . Seria internațională de monografii despre fizică. Oxford, Marea Britanie; Londra: Clarendon Press ; Oxford University Press . LCCN 35019093 . OCLC 1319934 .
Mitton, Simon (2011). Fred Hoyle: O viață în știință . Cambridge, Marea Britanie; New York: Cambridge University Press . ISBN 978-0-521-18947-7. LCCN 2011293530 . OCLC 774201415 .
Măslin, KA; și colab. ( Particle Data Group ) (2014). „Revizuirea fizicii particulelor” (PDF) . Chineză Fizică C . 38 (9): 1-708. arXiv : 1412.1408 . Bibcode : 2014ChPhC..38i0001O . doi : 10.1088 / 1674-1137 / 38/9/090001 . PMID 10020536 . Arhivat (PDF) din original la 30 ianuarie 2017 . Adus la 13 decembrie 2019 .
Partridge, R. Bruce (1995). 3K: Radiația de fundal a microundelor cosmice . Seria Cambridge Astrophysics. 25 (Ed. Ilustrată). Cambridge, Marea Britanie: Cambridge University Press . ISBN 978-0-521-35808-8. LCCN 94014980 . OCLC 1123849709 .
Peacock, John A. (1999). Fizica cosmologică . Seria Cambridge Astrophysics. Cambridge, Marea Britanie; New York: Cambridge University Press . ISBN 978-0-521-42270-3. LCCN 98029460 . OCLC 60157380 .
Penrose, Roger (1989). „Dificultăți cu cosmologia inflaționistă”. În Fenyves, Ervin J. (ed.). Al XIV-lea Simpozion din Texas de astrofizică relativistă . Analele Academiei de Științe din New York . 571 . New York: Academia de Științe din New York . pp. 249-264. Cod Bib : 1989NYASA.571..249P . doi : 10.1111 / j.1749-6632.1989.tb50513.x . ISBN 978-0-89766-526-1. ISSN 0077-8923 . LCCN 89014030 . OCLC 318253659 . S2CID 122383812 . „Simpozion organizat la Dallas, Texas, 11-16 decembrie 1988.”
Penrose, Roger (2007) [Publicat inițial: Londra: Jonathan Cape , 2004]. Drumul către realitate (ed. 1st Vintage Books). New York: cărți de epocă . ISBN 978-0-679-77631-4. LCCN 2008274126 . OCLC 920157277 .Ediția din 2004 a cărții este disponibilă de pe Internet Archive . Adus la 20 decembrie 2019.
Roos, Matts (2012) [Capitolul publicat inițial în 2008]. „Extinderea Universului - Modelul Standard Big Bang” . În Engvold, Oddbjørn ; Stabell, Rolf; Czerny, Bozena; Lattanzio, John (eds.). Astronomia și astrofizica . Enciclopedia sistemelor de susținere a vieții . II . Ramsey, Insula Man: UNESCO în parteneriat cu Eolss Publishers Co. Ltd. arXiv : 0802.2005 . Bibcode : 2008arXiv0802.2005R . ISBN 978-1-84826-823-4. OCLC 691095693 .
Ryden, Barbara Sue (2003). Introducere în cosmologie . San Francisco: Addison-Wesley . ISBN 978-0-8053-8912-8. LCCN 2002013176 . OCLC 1087978842 .
Silk, Joseph (2009). Orizonturi de cosmologie: explorarea lumilor văzute și nevăzute . Seria Știință și religie Templeton. Conshohocken, PA: Templeton Press . ISBN 978-1-59947-341-3. LCCN 2009010014 . OCLC 818734366 .
Singh, Simon (2004). Big Bang: Originea Universului (prima ediție din SUA). New York: al patrulea domeniu . Bibcode : 2004biba.book ..... S . ISBN 978-0-00-716220-8. LCCN 2004056306 . OCLC 475508230 .
Tanabashi, M .; și colab. ( Particle Data Group ) (2018). „Revizuirea fizicii particulelor” . Physical Review D . 98 (3): 1-708. Bibcode : 2018PhRvD..98c0001T . doi : 10.1103 / PhysRevD.98.030001 . PMID 10020536 .
Tolman, Richard C. (1934). Relativitate, termodinamică și cosmologie . Seria internațională de monografii despre fizică. Oxford, Marea Britanie; Londra: Clarendon Press ; Oxford University Press . ISBN 978-0-486-65383-9. LCCN 34032023 . OCLC 919976 .
Woolfson, Michael (2013). Timp, spațiu, stele și om: povestea Big Bang-ului (ediția a doua). Londra: Imperial College Press . ISBN 978-1-84816-933-3. LCCN 2013371163 . OCLC 835115510 .
Wright, Edward L. (2004). „Prezentare teoretică a anizotropiei de fundal a microundelor cosmice”. În Freedman, Wendy L. (ed.). Măsurarea și modelarea Universului . Seria Astrofizică Carnegie Observatories. 2 . Cambridge, Marea Britanie: Cambridge University Press . p. 291. arXiv : astro-ph / 0305591 . Bibcode : 2004mmu..symp..291W . ISBN 978-0-521-75576-4. LCCN 2005277053 . OCLC 937330165 .
Yao, W.-M .; și colab. ( Particle Data Group ) (2006). „Revizuirea fizicii particulelor” (PDF) . Journal of Physics G: Nuclear and Particle Physics . 33 (1): 1–1232. Cod Bib : 2006JPhG ... 33 .... 1Y . doi : 10.1088 / 0954-3899 / 33/1/001 . Arhivat (PDF) din original la 12 februarie 2017 . Adus la 16 decembrie 2019 .

Lecturi suplimentare

Alpher, Ralph A .; Herman, Robert (august 1988). „Reflecții asupra lucrărilor timpurii asupra cosmologiei„ Big Bang ”. Fizica astăzi . 41 (8): 24-34. Cod Bib : 1988PhT .... 41h..24A . doi : 10.1063 / 1.881126 .
Barrow, John D. (1994). Originea Universului . Masterat în științe. Londra: Weidenfeld & Nicolson . ISBN 978-0-297-81497-9. LCCN 94006343 . OCLC 490957073 .
Davies, Paul (1992). Mintea lui Dumnezeu: baza științifică pentru o lume rațională . New York: Simon & Schuster . ISBN 978-0-671-71069-9. LCCN 91028606 . OCLC 59940452 .
Lineweaver, Charles H .; Davis, Tamara M. (martie 2005). „Concepții greșite despre Big Bang” (PDF) . American științific . Vol. 292 nr. 3. pp. 36-45. Arhivat (PDF) din original la 9 octombrie 2019 . Accesat la 23 decembrie 2019 .
Mather, John C .; Boslough, John (1996). The First First Light: the True Inside Story of the Scientific Journey Back to the Dawn of the Universe (prima ediție). New York: Cărți de bază . ISBN 978-0-465-01575-7. LCCN 96010781 . OCLC 34357391 .
Riordan, Michael; Zajc, William A. (mai 2006). „Primele câteva microsecunde” (PDF) . American științific . Vol. 294 nr. 5. p. 34–41. Bibcode : 2006SciAm.294e..34R . doi : 10.1038 / scientificamerican0506-34a . Arhivat (PDF) din original la 30 noiembrie 2014.
Weinberg, Steven (1993) [Publicat inițial 1977]. Primele trei minute: o vedere modernă a originii universului (ed. Actualizată). New York: Cărți de bază . ISBN 978-0-465-02437-7. LCCN 93232406 . OCLC 488469247 .Prima ediție este disponibilă de pe Internet Archive . Accesat la 23 decembrie 2019.

linkuri externe

Ascultați acest articol ( 56 de minute )

Acest fișier audio a fost creat dintr-o revizuire a acestui articol din 12 noiembrie 2011 și nu reflectă modificările ulterioare.

Once Upon a Universe Arhivat 22 iunie 2020 la Wayback Machine - Proiect finanțat de STFC care explică istoria universului într-un limbaj ușor de înțeles
„Big Bang Cosmology” - Echipa științifică NASA / WMAP
„The Big Bang” - NASA Science
„Big Bang, Big Bewilderment” - Model de Big Bang cu grafică animată de Johannes Koelman
Cosmologie la Curlie

Languages

In other projects